Звездная система - Star system

Эта статья об астрономических объектах. Для звездной системы Голливуда см. Звездная система (кинопроизводство). Для системы планет вокруг звезды или звездной системы см. Планетная система.
"множественная звезда" перенаправляется сюда. Для визуальных мультипликаторов см. двойная звезда.

Тройная звездная система Алгол, полученная с помощью интерферометра CHARA.jpg
Фильм Algol AB, полученный с помощью интерферометра CHARA - labeled.gif HD188753 orbit.jpg

А звездная система или же звездная система небольшое количество звезды которые вращаются друг вокруг друга,[1] связаны гравитационное притяжение. Большая группа звезд, связанных гравитацией, обычно называется звездное скопление или же галактика, хотя, вообще говоря, они тоже звездные системы. Звездные системы не следует путать с планетные системы, которые включают планеты и подобные тела (например, кометы ).

Звездная система из двух звезд известна как двойная звезда, двойная звездная система или же физический двойная звезда. Если нет приливный эффектов, никаких возмущений от других сил и никаких перенос массы от одной звезды к другой такая система устойчива, и обе звезды будут отслеживать эллиптическая орбита вокруг барицентр системы на неопределенный срок. (Видеть Проблема двух тел ). Примеры бинарных систем: Сириус, Процион и Лебедь X-1, последний из которых, вероятно, состоит из звезды и черная дыра.

А множественная звездная система состоит из трех и более звезды которые появляются из земной шар быть рядом друг с другом в небе. Это может быть результатом того, что звезды физически близки и гравитационно связаны друг с другом, и в этом случае это физический множественная звезда, или эта близость может быть просто очевидной, и в этом случае это оптический множественная звезда (это означает, что звезды могут казаться близкими друг к другу, если смотреть с планеты Земля, поскольку кажется, что они обе занимают одну и ту же точку неба, но на самом деле одна звезда может быть намного дальше от Земли, чем другая , что не так очевидно, если на них нельзя смотреть под другим углом). Физические кратные звезды также обычно называют несколько звезд или же множественные звездные системы.[2][3][4][5][6]

Большинство множественных звездных систем тройные звезды. Системы с четырьмя или более компонентами встречаются с меньшей вероятностью.[5] Множественные звездные системы называются тройной, тройной или же тройной если они содержат три звезды; четырехместный или же четвертичный если они содержат четыре звезды; пятиместный или же пятилетие с пятью звездами; шестерка или же шестнадцатилетний с шестью звездами; семеро или же семеричный с семью звездами. Эти системы меньше, чем рассеянные звездные скопления, которые имеют более сложную динамику и обычно имеют от 100 до 1000 звезд.[7] Большинство известных множественных звездных систем являются тройными; для более высоких кратностей количество известных систем с данной кратностью уменьшается экспоненциально с увеличением кратности.[8] Например, в редакции каталога Токовинина 1999 г.[3] физических кратных звезд, 551 из 728 описанных систем являются тройными. Однако из-за эффекты выбора, знание этой статистики очень неполное.[9]

Системы с несколькими звездами можно разделить на два основных динамических класса: (1) иерархический системы, которые являются стабильными и состоят из вложенных орбит, которые мало взаимодействуют друг с другом, поэтому каждый уровень иерархии можно рассматривать как Проблема двух тел, или (2) трапеция которые имеют неустойчивые сильно взаимодействующие орбиты и моделируются как проблема н-тела, выставляя хаотичный поведение.[10] Они могут иметь 2, 3 или 4 звезды.

Иерархические системы

Звездная система названа Ди Ча. Хотя видны только две звезды, на самом деле это четверная система, содержащая два набора двойных звезд.[11]

Большинство систем с несколькими звездами организованы в так называемую иерархическая система: звезды в системе можно разделить на две меньшие группы, каждая из которых проходит большую орбиту вокруг системы центр массы. Каждая из этих меньших групп также должна быть иерархической, что означает, что они должны быть разделены на более мелкие подгруппы, которые сами по себе являются иерархическими, и так далее.[12] Каждый уровень иерархии можно рассматривать как проблема двух тел рассматривая близкие пары, как если бы они были одной звездой. В этих системах взаимодействие между орбитами мало, и движение звезд будет и дальше приближаться к стабильному.[5][13] Кеплеровский орбиты вокруг центра масс системы,[14] в отличие от нестабильного трапеция системы или даже более сложные динамика из большого количества звезды в звездные скопления и галактики.

Тройные звездные системы

Орбиты иерархической тройной звездной системы HR 6819: внутренняя двойная звезда с одной звездой (орбита синего цвета) и черной дырой (орбита красным цветом), окруженная другой звездой на более широкой орбите (также синей).

В физический тройная звездная система, каждая звезда орбиты в центр массы системы. Обычно две звезды образуют близкие бинарная система, а третий вращается вокруг этой пары на расстоянии, намного превышающем расстояние двойной орбиты. Такое расположение называется иерархический.[15][16] Причина этого в том, что если внутренняя и внешняя орбиты сопоставимы по размеру, система может стать динамически нестабильной, что приведет к выбросу звезды из системы.[17] HR 6819 является примером физической иерархической тройной системы, в которой внешняя звезда вращается вокруг внутренней физической двойной системы, состоящей из звезды и звездная черная дыра.[18]Хотя в последнее время возникло мнение, что HR 6819 ставится под сомнение тройная система.[19]Тройные звезды, которые нет все гравитационно связанные могут включать физическую двоичную систему и оптический компаньон, например Бета Цефеи, или редко, чисто оптический тройная звезда, например Гамма Серпентис.

Высшие кратности

Мобильные диаграммы:
  1. мультиплекс
  2. симплекс, двоичная система
  3. симплекс, тройная система, иерархия 1
  4. симплекс, четверная система, иерархия 2
  5. симплекс, четверная система, иерархия 3
  6. симплекс, пятикратная система, иерархия 4.

Иерархические множественные звездные системы с более чем тремя звездами могут создавать ряд более сложных схем. Эти аранжировки могут быть организованы с помощью того, что Эванс (1968) называл мобильные диаграммы, которые похожи на декоративные подвижные элементы, свисающие с потолка. Примеры иерархических систем приведены на рисунке справа (Мобильные диаграммы). Каждый уровень диаграммы иллюстрирует разделение системы на две или более системы меньшего размера. Эванс называет диаграмму мультиплекс если есть узел с более чем двумя дети, то есть если в декомпозиции какой-либо подсистемы участвуют две или более орбит сравнимого размера. Поскольку, как мы уже видели для тройных звезд, это может быть нестабильно, ожидается, что кратные звезды будут симплекс, что означает, что на каждом уровне есть ровно два дети. Эванс называет количество уровней на диаграмме своим иерархия.[20]

  • Симплексная диаграмма иерархии 1, как в (b), описывает двоичную систему.
  • Симплексная диаграмма иерархии 2 может описывать тройную систему, как в (c), или четверную систему, как в (d).
  • Симплексная диаграмма иерархии 3 может описывать систему, содержащую от четырех до восьми компонентов. Мобильная диаграмма на (e) показывает пример четверной системы с иерархией 3, состоящей из одного удаленного компонента, вращающегося вокруг тесной двойной системы, причем один из компонентов этой тесной двойной системы является еще более близкой двойной.
  • Реальный пример системы с иерархией 3: Кастор, также известный как Alpha Geminorum или α Gem. Он состоит из того, что кажется визуальный двоичный звезда которые при ближайшем рассмотрении можно увидеть состоящими из двух спектроскопическая двойная система звезды. Сама по себе это будет система с четверной иерархией 2, как в (d), но вокруг нее вращается более слабый, более удаленный компонент, который также является близкой двойной системой красных карликов. Это образует шестикратную иерархическую систему 3.[21]
  • Максимальная иерархия, встречающаяся в Каталоге множественных звезд А.А. Токовинина, по состоянию на 1999 год, составляет 4.[22] Например, звезды Gliese 644A и Gliese 644B образуют то, что кажется близким визуальным двойная звезда; потому что Gliese 644B - это спектроскопическая двойная система, это на самом деле тройная система. Тройная система имеет более далекий визуальный спутник Gliese 643 и еще более далекий визуальный спутник Gliese 644C, которые, из-за их общего движения с Gliese 644AB, считаются гравитационно связанными с тройной системой. Это формирует пятерную систему, мобильная диаграмма которой будет диаграммой уровня 4, представленной в (f);[23]

Возможны и более высокие иерархии.[16][24] Большинство этих высших иерархий либо стабильны, либо страдают от внутренних возмущения.[25][26][27] Другие считают, что сложные кратные звезды со временем теоретически распадутся на менее сложные кратные звезды, например, возможны более общие наблюдаемые тройки или четверки.[28][29]

Трапеция

Трапеции обычно очень молодые, нестабильные системы. Считается, что они образуются в звездных яслях и быстро фрагментируются на стабильные множественные звезды, которые в процессе могут выбрасывать компоненты как галактические. высокоскоростные звезды.[30][31] Они названы в честь многократной звездной системы, известной как Кластер трапеции в самом сердце Туманность Ориона.[30] Такие системы не редкость и обычно появляются вблизи или в пределах яркого света. туманности. Эти звезды не имеют стандартной иерархической структуры, но соревнуются за стабильные орбиты. Это отношение называется взаимодействие.[32] Такие звезды в конечном итоге превращаются в тесную двойную систему с далеким компаньоном, а другая звезда (звезды), ранее находившаяся в системе, выбрасывается в межзвездное пространство с высокими скоростями.[32] Пример таких событий может объяснить убегающие звезды которые могли быть выброшены во время столкновения двух двойных звездных групп или кратной системы. Этому событию приписывают катапультирование AE Возничий, Му Колумба и 53 Ариетис на скорости более 200 км · с−1 и был прослежен до Кластер трапеции в Туманность Ориона около двух миллионов лет назад.[33][34]

Обозначения и номенклатура

Множественные звездные обозначения

Компоненты нескольких звезд можно указать, добавив суффиксы А, B, Cи т. д. на обозначение системы. Суффиксы, такие как AB может использоваться для обозначения пары, состоящей из А и B. Последовательность букв B, Cи т. д. могут быть назначены в порядке отделения от компонента А.[35][36] Компонентам, обнаруженным рядом с уже известным компонентом, могут быть присвоены суффиксы, такие как Аа, Ба, и так далее.[36]

Номенклатура в каталоге множественных звезд

Обозначения подсистем в Каталоге множественных звезд Токовинина

В «Каталоге множественных звезд» А. А. Токовинина используется система, в которой каждая подсистема на мобильной диаграмме кодируется последовательностью цифр. Например, на приведенной выше мобильной диаграмме (d) самой широкой системе будет присвоен номер 1, в то время как подсистема, содержащая ее основной компонент, будет иметь номер 11, а подсистема, содержащая ее вторичный компонент, будет иметь номер 12. Подсистемы, которые появятся ниже. этому на мобильной диаграмме будут присвоены числа из трех, четырех или более цифр. При описании неиерархической системы этим методом один и тот же номер подсистемы будет использоваться более одного раза; например, система с тремя визуальными компонентами, A, B и C, никакие два из которых не могут быть сгруппированы в подсистему, будет иметь две подсистемы с номером 1, обозначающим два двоичных файла AB и AC. В этом случае, если бы B и C были впоследствии преобразованы в двоичные файлы, им были бы присвоены номера подсистем 12 и 13.[37]

Номенклатура будущих множественных звездных систем

Нынешняя номенклатура двойных и кратных звезд может вызвать путаницу, поскольку двойным звездам, обнаруженным разными способами, даются разные обозначения (например, обозначения первооткрывателя для визуальных двойных звезд и переменные звездные обозначения для затменных двойных звезд), и, что еще хуже, буквы компонентов могут быть присвоены разными авторами по-разному, так что, например, у одного человека А может быть чужим C.[38] Обсуждение, начавшееся в 1999 году, привело к четырем предложенным схемам решения этой проблемы:[38]

  • KoMa, иерархическая схема с использованием прописных и строчных букв, арабских и римских цифр;
  • Метод обозначения Урбана / Корбина, иерархическая числовая схема, похожая на Десятичная классификация Дьюи система;[39]
  • Метод последовательного назначения, неиерархическая схема, в которой компонентам и подсистемам присваиваются номера в порядке их обнаружения;[40] и
  • WMC, Вашингтонский каталог множественности, иерархическая схема, в которой суффиксы, используемые в Каталог двойных звезд Вашингтона дополнены дополнительными суффиксными буквами и цифрами.

Для системы обозначений идентификация иерархии внутри системы имеет то преимущество, что она упрощает идентификацию подсистем и вычисление их свойств. Однако это вызывает проблемы, когда новые компоненты обнаруживаются на уровне выше или промежуточном по отношению к существующей иерархии. В этом случае часть иерархии сместится внутрь. Компоненты, которые оказались несуществующими или позже переназначены другой подсистеме, также вызывают проблемы.[41][42]

Во время 24-й Генеральной ассамблеи Международный астрономический союз в 2000 году была одобрена схема WMC, и Комиссиями 5, 8, 26, 42 и 45 было решено расширить ее до пригодной для использования единой схемы обозначений.[38] Образец каталога по схеме WMC, охватывающий полчаса прямое восхождение, был позже подготовлен.[43] Этот вопрос снова обсуждался на 25-й Генеральной ассамблее в 2003 году, и он был снова решен комиссиями 5, 8, 26, 42 и 45, а также Рабочей группой по интерферометрии, что схема WMC должна быть расширена и доработана. .[44]

Образец WMC имеет иерархическую организацию; используемая иерархия основана на наблюдаемых орбитальных периодах или разделениях. Поскольку он содержит много визуальных двойные звезды, который может быть скорее оптическим, чем физическим, эта иерархия может быть только очевидной. Он использует прописные буквы (A, B, ...) для первого уровня иерархии, строчные буквы (a, b, ...) для второго уровня и числа (1, 2, .. .) для третьего. Последующие уровни будут использовать чередующиеся строчные буквы и цифры, но примеров этого в выборке не обнаружено.[38]

Примеры

Двоичный

Сириус A (в центре) со своим компаньоном из белого карлика, Сириус B (внизу слева), взятый Космический телескоп Хаббла.

Тройной

  • Альфа Центавра тройная звезда, состоящая из основной двойной желтый карлик пара (Альфа Центавра A и Альфа Центавра B ), и отдаленный красный карлик, Проксима Центавра. Вместе A и B образуют физическое двойная звезда обозначается как Alpha Centauri AB, α Cen AB или RHD 1 AB, где AB означает, что это бинарная система.[45] В меру эксцентричный орбита двоичного файла может сделать компоненты близкими к 11 Австралия или так далеко, как 36 AU. Проксима Центавра, также (хотя и реже) называемая Альфа Центавра C, намного дальше (между 4300 и 13000 а.е.) от α Cen AB и вращается вокруг центральной пары с периодом 547000 (+ 66000 / -40 000) лет.[46]
  • Полярная звезда или Альфа Малой Медведицы (α UMi), северная звезда, представляет собой тройную звездную систему, в которой более близкая звезда-компаньон находится чрезвычайно близко к главной звезде - настолько близко, что она была известна только по ее гравитационному буксиру на Полярной звезде A (α UMi A ), пока он не был отображен Космический телескоп Хаббла в 2006 году.
  • Gliese 667 представляет собой тройную звездную систему с двумя звездами главной последовательности K-типа и красный карлик. Красный карлик C содержит от двух до семи планет, из которых одна, Cc, наряду с неподтвержденными Cf и Ce, потенциально обитаема.
  • HD 188753 - тройная звездная система, расположенная примерно в 149 световых лет далеко от земной шар в созвездие Лебедь. Система состоит из HD 188753A, a желтый карлик; HD 188753B, ан оранжевый карлик; и HD 188753C, а красный карлик. B и C вращаются по орбите друг друга каждые 156 дней, а группа - по орбите A каждые 25,7 года.[47]
  • Фомальгаут (α PsA, α Piscis Austrini) - тройная звездная система в созвездие Piscis Austrinus. В 2013 году было обнаружено, что это тройная система, когда было подтверждено, что звезда типа K TW Piscis Austrini и красный карлик LP 876-10 имеют собственное движение в космосе. У первичной звезды есть массивный пылевой диск, похожий на диск ранней Солнечной системы, но гораздо более массивный. Там же находится газовый гигант, Фомальгаут б. В том же году было подтверждено, что третичная звезда LP 876-10 содержит пылевой диск.
  • HD 181068 уникальная тройная система, состоящая из красный гигант и две звезды главной последовательности. Орбиты звезд ориентированы таким образом, что все три звезды затмевают друг друга.

Четвертичный

HD 98800 это четырехместная звездная система, расположенная в TW Гидра ассоциация.

Пятилетие

Шестнадцатилетие

Семеричный

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Звездная система» в г. Современный словарь по астрономии и космической технике. В КАЧЕСТВЕ. Бхатия, изд. Нью-Дели: Deep & Deep Publications, 2005. ISBN  81-7629-741-0
  2. ^ п. 16, Понимание переменных звезд, Джон Р. Перси, Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2007, ISBN  0-521-23253-8.
  3. ^ а б MSC - каталог физических кратных звезд, А.А. Токовинин, Серия дополнений по астрономии и астрофизике 124 (1997), 75–84; онлайн-версии на VizieR В архиве 11 марта 2007 г. Wayback Machine и Каталог с несколькими звездами.
  4. ^ Hipparcos: двойные и множественные звезды, веб-страница, по состоянию на 31 октября 2007 г.
  5. ^ а б c MSC - каталог физических кратных звезд, А.А. Токовинин, Серия дополнений по астрономии и астрофизике 124 (Июль 1997 г.), стр. 75–84.
  6. ^ Двойные и кратные звезды, веб-страница, по состоянию на 26 мая 2007 г.
  7. ^ п. 24, Галактическая динамика, Джеймс Бинни и Скотт Тремейн, Princeton University Press, 1987, ISBN  0-691-08445-9.
  8. ^ Статистика кратных звезд: некоторые ключи к механизмам образования, А. Токовинин, в трудах симпозиума МАС 200, Образование двойных звезд, Потсдам, Германия, 10–15 апреля 2000 г. Bibcode 2001IAUS..200 ... 84 т.
  9. ^ Статистика нескольких звезд А. Токовинин, Окружающая среда и эволюция двойных и множественных звезд, Труды Коллоквиума МАС 191, проходившего 3–7 февраля 2002 г. в Мериде, Юкатан, Мексика, под редакцией Кристин Аллен и Колина Скарфа, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 21 (Август 2004 г.), стр. 7–14, раздел 2
  10. ^ Кратные звездные системы: типы и стабильность, Питер Дж. Т. Леонард, в Энциклопедия астрономии и астрофизики, P. Murdin, ed., Онлайн-издание на Институт Физики, ориг. изд. опубликовано Nature Publishing Group, 2001.
  11. ^ "Дымовое кольцо для нимба". Получено 26 октября 2015.
  12. ^ Звезды высшей множественности, Дэвид С. Эванс, Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества 9 (1968), 388–400.
  13. ^ Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Д. Рейдел Издательская компания, Дордрехт. стр.1. ISBN  90-277-0885-1.
  14. ^ Динамика кратных звезд: наблюдения В архиве 19 сентября 2006 г. Wayback Machine, А. Токовинин, «Массивные звезды во взаимодействующих двойных системах», 16–20 августа 2004 г., Квебек (ASP Conf. Ser., В печати).
  15. ^ Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. стр.66–67. ISBN  90-277-0885-1.
  16. ^ а б Эванс, Дэвид С. (1968). «Звезды высшей множественности». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества. 9: 388–400. Bibcode:1968QJRAS ... 9..388E.
  17. ^ Заметка об устойчивости иерархических тройных звезд с первоначально круговыми орбитами, Л. Г. Киселева, П. П. Эгглтон, Дж. П. Аносова, Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества 267, № 1 (март 1994), стр. 161–166, Bibcode:1994МНРАС.267..161К.
  18. ^ Rivinius, Th .; Baade, D .; Hadrava, P .; Heida, M .; Клемент, Р. (2020). «Тройная система, видимая невооруженным глазом, с несекретирующейся черной дырой во внутренней двойной системе». Астрономия и астрофизика. 637 (L3): 11. arXiv:2005.02541. Bibcode:2020A & A ... 637L ... 3R. Дои:10.1051/0004-6361/202038020. S2CID  218516688.
  19. ^ Сафарзаде, Мохаммадтахер; Тоонен, Сильвия; Лоеб, Авраам (6 июля 2020 г.). «Ближайшая обнаруженная черная дыра, скорее всего, не имеет тройной конфигурации». Астрофизический журнал. 897 (2): L29. arXiv:2006.11872. Bibcode:2020ApJ ... 897L..29S. Дои:10.3847 / 2041-8213 / ab9e68. S2CID  219965926.
  20. ^ стр. 393–394, Эванс, Дэвид С. (1968). «Звезды высшей множественности». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества. 9: 388–400. Bibcode:1968QJRAS ... 9..388E.
  21. ^ Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. п.72. ISBN  90-277-0885-1.
  22. ^ MSC - каталог физических кратных звезд, А. А. Токовинин, 1997–1999, CDS Я БЫ J / A + AS / 124/75.
  23. ^ Мазе, Цеви; и другие. (2001). "Исследования кратных звездных систем - IV. Трехлинейная спектроскопическая система Gliese 644". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 325 (1): 343–357. arXiv:Astro-ph / 0102451. Bibcode:2001МНРАС.325..343М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04419.x. S2CID  16472347.; см. §7–8, где обсуждается пятерка.
  24. ^ Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. стр.65–66. ISBN  90-277-0885-1.
  25. ^ Харрингтон, Р. (1970). «Встречные явления в тройных звездах». Астрономический журнал. 75: 114–118. Bibcode:1970AJ ..... 75.1140H. Дои:10.1086/111067.
  26. ^ Фекель, Фрэнсис С (1987). «Множественные звезды: анафемы или друзья?». Перспективы в астрономии. 30 (1): 69–76. Bibcode:1987ВА ..... 30 ... 69F. Дои:10.1016/0083-6656(87)90021-3.
  27. ^ Жучков, Р. Я .; Орлов, В. В .; Рубинов, А. В. (2006). «Множественные звезды с низкой иерархией: стабильно или нестабильно?». Публикации Белградской астрономической обсерватории. 80: 155–160. Bibcode:2006POBeo..80..155Z.
  28. ^ Рубинов, А. В. (2004). «Динамическая эволюция кратных звезд: влияние начальных параметров системы». Астрономические отчеты. 48 (1): 155–160. Bibcode:2004Aep ... 48 ... 45R. Дои:10.1134/1.1641122. S2CID  119705425.
  29. ^ Харрингтон, Р. С. (1977). «Множественное звездообразование в результате распада системы N-тел». Преподобный Mex. Astron. Astrofís. 3: 209. Bibcode:1977RMxAA ... 3..209H.
  30. ^ а б Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. стр.67–68. ISBN  90-277-0885-1.
  31. ^ Сбежавшие звезды, Трапеция и Субтрапезия, Кристин Аллен, Аркадио Поведа и Алехандро Эрнандес-Алькантара, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) 25 (2006), стр. 13–15, Bibcode:2006RMxAC..25 ... 13А.
  32. ^ а б Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Издательство Д. Рейдел, Дордрехт. п.68. ISBN  90-277-0885-1.
  33. ^ Blaauw, A .; Морган, W.W. (1954). "Космические движения AE Aurigae и mu Columbae по отношению к туманности Ориона". Астрофизический журнал. 119: 625. Bibcode:1954ApJ ... 119..625B. Дои:10.1086/145866.
  34. ^ Hoogerwerf, R .; de Bruijne, J.H.J .; де Зеув, П.Т. (2000). «Происхождение убегающих звезд». Астрофизический журнал. 544 (2): 133–136. arXiv:astro-ph / 0007436. Bibcode:2000ApJ ... 544L.133H. Дои:10.1086/317315. S2CID  6725343.
  35. ^ Хайнц, В. Д. (1978). Двойные звезды. Дордрехт: Издательство Д. Рейдел. п.19. ISBN  90-277-0885-1.
  36. ^ а б Формат, Вашингтонский двойной звездный каталог В архиве 12 апреля 2008 г. Wayback Machine, Брайан Д. Мейсон, Гэри Л. Вайкофф и Уильям И. Харткопф, Департамент астрометрии, Военно-морская обсерватория США. Проверено по линии 20 августа 2008 г.
  37. ^ А. А. Токовинин (июль 1997 г.). «MSC - каталог физических кратных звезд». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 124, раздел 2.4: 75–84. Bibcode:1997A и AS..124 ... 75 зуб.. Дои:10.1051 / aas: 1997181.
  38. ^ а б c d Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. «Устранение путаницы в номенклатуре двойной звезды: Вашингтонский каталог множественности». Военно-морская обсерватория США. Получено 12 сентября 2008.
  39. ^ «Городской метод обозначения Корбина». Военно-морская обсерватория США. Получено 12 сентября 2008.
  40. ^ «Метод последовательного обозначения». Военно-морская обсерватория США. Получено 12 сентября 2008.
  41. ^ А. Токовинин (18 апреля 2000 г.). «Об обозначении кратных звезд». Получено 12 сентября 2008.
  42. ^ А. Токовинин (17 апреля 2000 г.). «Примеры истории открытия множественных звездных систем для проверки новых схем обозначения». Получено 12 сентября 2008.
  43. ^ Уильям И. Харткопф и Брайан Д. Мейсон. "Образец Вашингтонского каталога множественности". Военно-морская обсерватория США. Получено 12 сентября 2008.
  44. ^ Новая схема классификации двойных и кратных звезд, Р. В. Аргайл, Обсерватория 124 (Апрель 2004 г.), стр. 94–96, Bibcode:2004 Обс ... 124 ... 94A.
  45. ^ Мейсон, Брайан Д .; Wycoff, Gary L .; Харткопф, Вильгельм I; Дуглас, Джеффри Дж .; Уорли, Чарльз Э. (декабрь 2001 г.). "CD-ROM с двойной звездой военно-морской обсерватории США 2001 года. I. Вашингтонский двойной звездный каталог". Астрономический журнал. Военно-морская обсерватория США, Вашингтон, округ Колумбия 122 (6): 3466–3471. Bibcode:2001AJ .... 122.3466M. Дои:10.1086/323920.
  46. ^ https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2017/02/aa29930-16.pdf
  47. ^ Влияет ли орбита тройной звезды напрямую на орбитальное время, Джереми Хиен, Джон Шевартс, Астрономические новости 132, № 6 (ноябрь 2011 г.)
  48. ^ 4 Центавра В архиве 15 июня 2011 г. Wayback Machine, запись в Каталог с несколькими звездами.
  49. ^ Двойные звезды, Р. Г. Эйткен, Нью-Йорк: полу-столетние публикации Калифорнийского университета, 1918 г.
  50. ^ Vol. 1, часть 1, с. 422, Альмагестум Новум, Джованни Баттиста Риччоли, Bononiae: Ex typographia haeredis Victorij Benatij, 1651.
  51. ^ Новый взгляд на Мицар, Leos Ondra, доступ по линии 26 мая 2007 г.
  52. ^ Planet Hunters
  53. ^ http://nexsci.caltech.edu/conferences/KeplerII/abstracts_posters/Ciardi.pdf
  54. ^ Nemravová, J. A .; и другие. (2013). «Необычная четверная система ξ Тельца». Центральноевропейский астрофизический бюллетень. 37 (1): 207–216. Bibcode:2013CEAB ... 37..207N.
  55. ^ Schütz, O .; Meeus, G .; Carmona, A .; Юхас, А .; Стерзик, М. Ф. (2011). «Юная B-звезда пятикратной системы HD 155448». Астрономия и астрофизика. 533: A54. arXiv:1108.1557. Bibcode:2011A & A ... 533A..54S. Дои:10.1051/0004-6361/201016396. S2CID  56143776.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
  56. ^ Gregg, T. A .; Prsa, A .; Welsh, W. F .; Orosz, J. A .; Фетерольф, Т. (2013). «Сизигия KIC 4150611». Американское астрономическое общество. 221: 142.12. Bibcode:2013AAS ... 22114212G.
  57. ^ Lohr, M.E .; и другие. (2015). «Дважды затмевающая пятерка маломассивная звездная система 1SWASP J093010.78 + 533859.5». Астрономия и астрофизика. 578: A103. arXiv:1504.07065. Bibcode:2015A & A ... 578A.103L. Дои:10.1051/0004-6361/201525973. S2CID  44548756.
  58. ^ http://www.ctio.noao.edu/~atokovin/stars/index.php?ids=00316-6258
  59. ^ Кастор A и Кастор B разрешены при одновременном наблюдении Чандры и XMM-Ньютона, Б. Штельцер и В. Бурвиц, Астрономия и астрофизика 402 (Май 2003 г.), стр. 719–728.
  60. ^ ADS 9731: Новая шестиместная система, А.А. Токовинин, Н.И. Шацкий, А.К. Магнитский, Письма об астрономии, 24, № 6 (ноябрь 1998 г.), стр. 795–801.
  61. ^ Nu Scorpii В архиве 10 апреля 2020 в Wayback Machine, запись в Каталог с несколькими звездами.
  62. ^ AR Cassiopeiae В архиве 10 апреля 2020 в Wayback Machine, запись в Каталог с несколькими звездами.

внешняя ссылка

Отдельные образцы